Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
Існуюць зоркі аднолькавай тэмпературы і колеру, але з рознай свяцімасцю. У такіх зорак спектры ўвогуле аднолькавыя, аднак можна заўважыць адрозненні ў адносных інтэнсіўнасцях некаторых ліній. Гэта адбываецца таму, што пры аднолькавай тэмпературы ціск у іх атмасферах некалькі розны. У атмасферах зоракгігантаў ціск меншы, яны больш разрэджаныя. Калі для такіх зорак пабудаваць графік, што паказвае, як мйняюцца адносіны інтэнсіўнасці пэўных пар спектральных ліній у залежнасці ад абсалютнай велічыні зорак, то мы зможам па інтэнсіўнасці ліній з графіка знайсці абсалютную велічыню М зоркі. Падстаноўка знойдзенага значэння М у выведзеную намі формулу (4) дае магчымасць вызначыць адлегласць да зоркі.
24.1 * Паралакс Вегі 0,11". Колькі часу святло ад яе ідзе да Зямлі?
2. Колькі гадоў трэба было б ляцець у напрамку да сузор'я Ліры са скорасцю 30 км/сек, каб Вега стала ў два разы бліжэй?
3. У колькі разоў зорка 3,4 зорнай велічыні слабей, чым Сірыус, які мае бачную зорную велічыню—1,6?
4. Чаму роўны абсалютныя велічыні гэтых зорак, калі адлегласць да абедзвюх складае 3 пс?
5. Якая свяцімасць зоркі £ Скарпіёна, калі яе бачная зорная велічыня 3, а адлегласць да яе 7500 светавых гадоў?
6. Назавіце колер кожнай з зорак табліцы IV дадатку па прыведзенаму іх спектральнаму тыпу.
ДпАДВОЙНЫЯ ЗОРКІ. МАСЫ ЗОРАК
1. Візуальнападвойныя зоркі. Масу — адну з найважнейшых фізічных характарыстык зорак—можна вызначыць толькі па яе ўздзеянню на рух іншых цел. Такімі іншымі целамі з’яўляюцца спадарожнікі некаторых зорак, якія абарачаюцца з імі вакол агульнага цэнтра мас.
93
82. Арбіта спадарожніка падвойнай зоркі (у Дзевы) адносна галоўнай зоркі. Пункты адзначаюць вымераныя становішчы яго ва ўказаныя гады. Іх адхіленні ад эліпса выкліканы пагрэшнасцямі назіранняў.
Калі вы паглядзіце на £ В. Мядзведзіцы, другую зорку з канца «ручкі» яе «каўша», то пры нармальным зроку вы ўбачыце зусім блізка ад яе другую слабую зорачку. Яе заўважылі яшчэ старажытныя арабы і назвалі Алькор (Коннік). Яркай зорцы яны далі назву Міцар. Іх можна назваць падвойнай зоркай. Міцар і Алькор аддалены адна ад адной на 1Г. У бінокль такіх зорных пар можна знайсці нямала. Так, е Ліры складаецца з дзвюх аднолькавых зорак 4ай зорнай велічыні з адлегласцю паміж імі 5'. Падвойныя зоркі называюцца • візуальнападвойнымі, калі іх падвойнасць можа быць заўважана пры непасрэдных назіраннях у тэлескоп (а ў рэдкіх выпадках і простым вокам). У тэлескоп е Ліры візуальначацвярная зорка. Сістэмы — з лікам зорак «>3 называюцца кратнымі.
Многія з візуальнападвойных зорак аказваюцца аптычнападвойнымі, г. зн. блізкасць такіх дзвюх зорак з’яўляецца вынікам выпадковай праекцыі іх на неба. У прасторы яны знаходзяцца далёка адна ад адной. На працягу шматгадовых назіранняў можна пераканацца, што адна з зорак праходзіць міма другой, не мяняючы напрамку, з пастаяннай скорасцю. Іншы раз паступова высвятляецца, што больш слабая зоркаспадарожнік верціцца вакол больш яркай зоркі. Сістэматычна мяняюцца адлегласці паміж імі і напрамак лініі, што іх злучае. Такія зоркі называюцца фізічнымі падвойнымі.
^ Мноства падвойных зорак адкрыў і вывучыў вядомы рускі вучоны В. Я. Струве. Самы кароткі з вядомых перыядаў абарачэння візуальнападвойных зорак — 5 гадоў. Вывучаны пары з перыядам абарачэння ў дзесяткі гадоў, а пары з перыядамі ў сотні гадоў вывучаць у будучым. Самая блізкая да нас зорка a Цэнтаўра з’яўляецца падвойнай. Перыяд абарачэння яе'састаў^' ляючых (кампанентаў) — 70 гадоў. Абедзве зоркі ў гэтай пары па масе і тэмпературы падобныя на Сонца.
Галоўная зорка звычайна не знаходзіцца ў фокусе эліпса, які апісвае спадарожнік, таму што мы бачым яго арбіту ў праекцыі скажонай (рыс. 82). Але веданне геаметрыі дазваляе аднавіць сапраўдную форму арбіты і вымераць яе вялікую паучдгь а ў секундах дугі. Калі вядома адлегласць D да падвоннай зоркі ў парсеках і вялікая паўвось арбіты зоркіспадарожніка ў секундах дугі роўна а", то ў астранамічных адзінках (паколькі 1 : р" — D пс) яна будзе роўна: A = а” ■ D = а": р".
94
Найважнейшай характарыстыкай зоркі, разам са свяцімасцю, з’яўляецца яе маса. Прамое вызначэнне масы магчыма толькі для падвойных зорак. Па аналогіі з § 9.4, параўноўваючы рух спадарожніка зоркі з рухам Зямлі вакол Сонца (для якой перыяд абарачэння 1 год, а вялікая паўвось арбіты 1 а.адз.), мы па трэцяму закону Кеплера можам напісаць:
т1 4" т2 'Г2 ^С^ т3 , 2
Д3 I3
дзе т\ і т2—масы кампанентаў у пары зорак, тс і т3—масы Сонца і Зямлі, a Т — перыяд абарачэння пары ў гадах. He ўлічваючы масу Зямлі ў параўнанні з масай Сонца, мы атрымліваем суму мас зорак, якія складаюць пару, у масах Сонца:
mL + тг = A3 : Т2.
Каб вызначыць масу кожнай зоркі асобна, трэба вывучыць рух кожнай з іх адносна навакольных зорак і вылічыць іх адлегласці Аі \ Аі ад агульнага цэнтра мас. Тады маем другое ўраўненне:
тг : т2 =• А2 : А±
і з сістэмы двух ураўненняў знаходзім абедзве масы асобна.
Падвойныя зоркі ў тэлескоп часта ўяўляюць сабой прыгожае відовішча: галоўная зорка жоўтая або аранжавая, а спадарожнік белы або блакітны. Уявіце сабе багацце фарбаў на планеце, якая абарачаецца вакол адной з пары зорак, дзе на небе ззяе то чырвонае Сонца, то блакітнае, то абодва разам.
Вызначаныя апісанымі метадамі масы зорак адрозніваюцца значна менш, чым іх свяцімасці, прыкладна ад 0,1 да 100 мас Сонца. Вялікія масы сустракаюцца вельмі рэдка. Звычайна зоркі валодаюць масай, меншай за пяць мас Сонца. Мы бачым, што з пункту гледжання свяцімасці і тэмпературы наша Сонца з’яўляецца радавой, сярэдняй зоркай, якая нічым асаблівым не вылучаецца.
25.1 У падвойнай зоркі перыяд абарачэння 100 гадоў. Вялікая паўвось бачнай арбіты a = 2,0", а паралакс р = 0,05".
Вызначце суму мас і масы зорак асобна, калі зоркі знаходзяцца ад цэнтра мас на адлегласцях, што адносяцца як 1:4.
2. Калі б на арбіце Зямлі рухалася зорка з такой жа масай, як у Сонца, які быў бы перыяд яе абарачэння?
3. Па рысунку 82 ацаніце перыяд абарачэння спадарожніка, вялікую паўвось арбіты і вылічыце суму мас кампанентаў.
2. Спектральнападвойныя зоркі. Калі зоркі пры ўзаемным абарачэнні падыходзяць блізка адна да другой, то нават у самы моцны тэлескоп іх нельга бачыць раздзельна. Але калі плоскасць іх арбіты пры гэтым амаль супадае з праменем зроку, а скорасць абарачэння вялікая, то скорасці іх абарачэння ў праекцыі на прамень зроку будуць хутка мяняцца. Спектры падвойных зорак наклад
9J
83. Тлумачэнне раздваення, або вагання, ліній у спектрах спектральнападвойных зорак (справа — адзін з кампанентаў свеціцца слаба).
ваюцца адзін на адзін, а паколькі розніцаў.скорасцях гэтых зорак вялікая, то лініі ў спектры кожнай з іх будуць зрушвацца ў ПрОЦІЛеГЛЫЯ бЗКІ. ВеЛІЧЫНЯ ЗруШЭННЯ бу.П.ЗР мяндвдадрерыядям, роўным перыяду абарачэння пары. Калі яркасці і спектры зорак, якія складаюць пару, падобныя, то ў спектры падвойнаіі зоркі назіраецца раздваенне спектральных ліній, якое перыядычна паў'тараецца (рыс. 83). Калі адзін кампанент падвойнай зоркі займае становішча Ah а другі —’становішча Bit то абодва яны будуць рухацца пад прамым вуглом да праменя зроку, які накіраваны'да назіральніка, і раздваення спектральных ліній не атрымаецца. Але калі кампаненты займаюць становішча А2 і В>, то кампанент A рухаецца да назіральніка, а кампанент В— ад яго і будзе назірацца раздваенне спектральных ліній. У першага кампанента спектральныя лініі зрушацца да фіялетаваггГканна спектра. а~у другога — дЗ чьГрвонага. Калі В свеііТцца слаба, то будуць бачны лініі толькі збркГА, якія"зрушваюцца перыядычнa.
Адзін з кампанентаў Міцара сам з’яўляецца спектральнападвойнай зоркай.
3. Зацьменнападвойныя зоркі — алголі. Калі прамень нашага зроку ляжыць амаль у плоскасці арбіты спектральнападвойнай зоркі, то зоркі такой пары будуць па чарзе загароджваць адна адну. У час зацьменняў агульны бляск пары, кампанентаў якой мы паасобку не бачым, будзе аслабяваць. У астатні ж час у прамежках паміж зацьменнямі ён будзе пастаянны і тым даўжэйшы, чым карацей працягласць зацьменняў і чым большы радыус арбіты (рыс. 84). Калі спадарожнік вялікі, але сам дае мала святла, то, калі яркая зорка зацьмявае яго, сумарны бляск сістэмы будзе памяншацца мала.
Мінімумы бляску зацьменнападвойных зорак адбываюцца пры руху іх кампанентаў упоперак праменя зроку. Аналіз крывой
96
змянення бляску ў функцыі часу дазваляе ўстанавіць размеры і яркасць зорак, размеры арбіты, яе форму і нахіл да праменя зроку, а таксама масы зорак. Такім чынам, зацьменнападвойныя зоркі, якія назіраюцца таксама і ў якасці спектральнападвойных, з’яўляюцца найбольш добра вывучанымі сістэмамі.
Зацьменнападвойныя зоркі называюцца яшчэ алголямі па назве свайго тыповага прадстаўніка 0 Персея. Старажытныя арабы назвалі (3 Персея Алголем (скажонае эль гуль), што азначае «д’ябал». Магчыма, што яны заўважылі яе дзіўныя паводзіны: на працягу 2 дзён 11 г бляск Алголя пастаянны, потым за 5 a ён аслабляецца ад 2,3 да 3,5 зорнай велічыні, а потым за 5 г бляск яе вяртаецца да ранейшага значэння. На рысунку 84 паказаны сістэмы Алголя ў перспектыве, у праекцыі на плоскасць яе арбіты, і крывая змянення яе бляску.
Перыяды вядомых спектральнападвойных зорак і алголяў у асноўным кароткія — каля некалькіх сутак. Увогуле падвойнасць зорак вельмі распаўсюджаная з’ява. Да 30% зорак, напэўна, падвойныя.
Атрыманне разнастайных даных аб асобных зорках і іх сістэмах з аналізу спектральнападвойных і зацьменнападвойных зорак — прыклады неабмежаванасці чалавечага пазнання.
ПЕРДМЕННЫЯ I НОВЫЯ ЗОРКІ
1. Пераменныя зоркі. Для назіральнікаў на Зямлі змяненні бляску ў сістэмах алголяў выклжаны перыядычнымі зацьменнямі зэрак. 3 пунктаў прасторы, адкуль плоскасць арбіты дадзенай пары бачна пад вялікім вуглом, ніякіх зацьменняў і змяненняў бляску не будзе. Але існуе мноства фізічных пераменных зорак, у якіх бляск мяняецца фізічна, рэальна мяняецца сіла святла.
Бляск адных мяняецца строга перыядычна, бляск другіх — няправільна або з перыядычнасцю, якая часта парушаецца. Для ўсіх фізічных пераменных зорак тыпова, што разам са змяненнем бляску адбываюцца тыя ці іншыя змяненні ў спектры, г. зн. у стане іх атмасферы і фотасферы.
КНІГІ ОНЛАЙН
